原始磁場による21cmの変動
| Title |
21-cm_fluctuations_from_primordial_magnetic_fields |
| Authors |
Hector_Afonso_G._Cruz,_Tal_Adi,_Jordan_Flitter,_Marc_Kamionkowski,_Ely_D._Kovetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04483 |
原始磁場(PMF)に関連する流体力は、原始密度場に小規模な変動を生成し、$\mathrm{\LambdaCDM}$の線形物質パワースペクトルに小規模なスケールを加えます。これらの小規模な変動の強化は、銀河のハローや星の形成を早め、宇宙の再電離に影響を与えます。半数値コード21cmFASTv3.1.3を使用して、21cmの観測物に対するこれらの影響の影響を研究します。我々は、過剰な小規模構造が宇宙初期に強力な恒星放射線背景を生成し、その結果、初期の再電離に見合った21cmの全球信号とパワースペクトルの変化をもたらしていることを発見した。CMB光学深さを使用して許可されるPMFモデルを再イオン化に制限します。最後に、CMB光学深度限界を条件とする情報行列分析を使用して、パラメーターの縮退を調査し、実験感度を予測します。私たちの予測によれば、HERAのような干渉計は$\sim\mathrm{pG}$オーダーのPMFに敏感であり、既存の実験や次世代の実験よりもほぼ1桁強いことがわかります。
対称メートル法パラティーニ重力におけるインフレーション
この論文では、対称重力理論における宇宙論的インフレーション現象を研究します。対称重力は、重力と標準モデル(SM)を統合する新しいフレームワークです。これにより、重力が物質のループから出現し、途中で壊れたゲージ対称性が復元されます。対称重力は、平坦な時空における物質セクターのループ補正から重力定数$G$と二次曲率係数$c_O$を誘導することができます。超標準モデル(BSM)セクターを含むすべての物質場が質量縮退した場合、真空エネルギーは$G$と$c_O$で表すことができます。質量縮退からの偏差を測定するパラメータは$\hat{\alpha}$と呼ばれます。対称重力のパラメータ$c_O$と$\hat{\alpha}$は、物質(SM+BSM)セクター内のフェルミオンとボソンのバランスに関する情報をそれぞれ数と質量で伝えます。私たちの分析では、対称パラメータ$c_O$と$\hat{\alpha}$の空間を調査しました。これらのパラメータは、インフレーション観測値$n_s$、$r$、$\mathrm{d}に準拠する結果を生成します。n_s/\mathrm{d}\lnk$。我々は、対称重力処方で生じる二次曲率項と真空エネルギーが宇宙を膨張させることができることを示した。ただし、二次曲率係数$c_O$が負(これは物質セクターにおけるフェルミオンの数の優勢に相当する)であることを条件とする。物質セクターにおける質量縮退からの逸脱は、ボソン質量優勢の場合とフェルミオン質量優勢の場合の両方でわずかです。
NANOGrav による超軽量暗黒物質の境界
NANOGravによる確率的重力波背景の検出は、大きな銀河の中心にある超大質量ブラックホールを取り囲む、「ソリトン」としても知られる超軽量暗黒物質のコンパクトなコアの質量に制約を課します。回転するブラックホールとソリトンの間の強い動的摩擦が重力波の放出と競合し、その結果、nHz周波数範囲での特有のひずみが抑制されます。私たちの発見は、$1.3\times10^{-21}$eVから$1.4\times10^{-20}$eVの範囲の質量を持つ超軽量の暗黒物質粒子の凝縮から生じるソリトンを除外します。
超後期再イオン化の調査: $5
| Title |
Probing_Ultra-late_Reionization:_Direct_Measurements_of_the_Mean_Free_Path_over_$5 |
| Authors |
Yongda_Zhu,_George_D._Becker,_Holly_M._Christenson,_Anson_D'Aloisio,_Sarah_E._I._Bosman,_Tom_Bakx,_Valentina_D'Odorico,_Manuela_Bischetti,_Christopher_Cain,_Frederick_B._Davies,_Rebecca_L._Davies,_Anna-Christina_Eilers,_Xiaohui_Fan,_Prakash_Gaikwad,_Martin_G._Haehnelt,_Laura_C._Keating,_Girish_Kulkarni,_Samuel_Lai,_Hai-Xia_Ma,_Andrei_Mesinger,_Yuxiang_Qin,_Sindhu_Satyavolu,_Tsutomu_T._Takeuchi,_Hideki_Umehata,_Jinyi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04614 |
電離光子の平均自由行程$\lambda_{\rmmfp}$は、再電離中および再電離後の銀河間媒体(IGM)をモデル化するための重要なパラメータです。$z\simeq5.3$と5.6での最初の測定を含む、赤方偏移範囲$5<z<6$にわたるQSOスペクトルからの$\lambda_{\rmmfp}$の直接測定を示します。私たちのサンプルには、XQR-30VLT大規模プログラムからのデータと、$z\sim5.5$付近のQSOの新しいKeck/ESI観測が含まれており、これについてはALMAで新しい[CII]158$\mu$m赤方偏移も取得しています。。スタックQSOスペクトルでライマン連続体伝送プロファイルを測定すると、$\lambda_{\rmmfp}=9.33_{-1.80}^{+2.06}$,$5.40_{-1.40}^{+1.47}$,$3.31がわかります。$z=5.08$、5.31、5.65、5.93でそれぞれ_{-1.34}^{+2.74}$、および$0.81_{-0.48}^{+0.73}$pMpc。私たちの結果は、$\lambda_{\rmmfp}$が$5<z<6$にわたって時間とともに着実かつ急速に増加することを示しています。特に、$\lambda_{\rmmfp}$は、$z=5.3$時点で完全にイオン化され緩和されたIGMに基づく予測から大きく逸脱していることがわかります。結果をモデル予測およびIGMLy$\alpha$不透明度に基づく間接的な$\lambda_{\rmmfp}$制約と比較することにより、$\lambda_{\rmmfp}$の進化がIGMが適用されるシナリオと一致していることがわかります。はまだ再電離を受けている、および/または赤方偏移6をはるかに下回る電離UVバックグラウンドの大きな変動を保持しています。
| Title |
Constraints_on_primordial_black_holes_for_nonstandard_cosmologies |
| Authors |
Tadeo_D._Gomez-Aguilar,_Luis_E._Padilla,_Encieh_Erfani,_and_Juan_Carlos_Hidalgo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04642 |
私たちは、インフレーションの終わりと標準ビッグバン（SBB）の間に非標準の進化段階が発生した場合に、原始ブラックホール（PBH）の存在量の限界とパワースペクトル（PS）の制約がどのように変化するかを研究します。PBH存在量とPSに関する制約は、無料で利用できる新しいPBHBetaライブラリを使用して計算されます。これは、非標準的な増殖の影響とPBH形成の特定の基準を考慮しています。実用的な例として、純粋物質支配(MD)相、スカラー場支配(SFD)宇宙、および剛流体支配(SD)の3つの異なるシナリオを検討します。バックグラウンドの拡張はMDシナリオとSFDシナリオで同じですが、PBH形成基準によりPSに異なる制約が生じます。さらに、非標準的な膨張期の期間によって境界が変化し、MD期間が長くなるとPSに対する制約が弱くなり、SDシナリオが長くなるとPBHの塵のような赤方偏移により存在量が増加します。制約への変更はすべてのケースで報告され、PSが大幅に制約される可能性のある変更が強調表示されます。
| Title |
Searching_for_Local_Features_in_Primordial_Power_Spectrum_using_Genetic_Algorithms |
| Authors |
Kushal_Lodha,_Lucas_Pinol,_Savvas_Nesseris,_Arman_Shafieloo,_Wuhyun_Sohn_and_Matteo_Fasiello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04940 |
我々は、ボルツマンソルバーと宇宙マイクロ波背景データ(CMB)を組み合わせた遺伝的アルゴリズム(GA)パイプラインを使用して、原始パワースペクトル内の局所的な特徴を直接探索するための新しい方法論を提案します。モックデータを使用してパイプラインの堅牢性をテストした後、それをPlanck2018やCamSpecPR4などの最新のCMBデータに適用します。私たちのモデルに依存しないアプローチは、単純な「文法」関数から構築された関数空間を探索する教師なし機械学習アルゴリズムを使用して、データに最も適合するパワースペクトルの分析的再構成を提供します。$\Delta\chi^2\lesssim-21$によって、より伝統的なモデルベースのアプローチと一貫して、単純なべき乗則の動作が大幅に改善されていることがわかります。これらの最適値は、TTスペクトルのlow$\ell$異常と、TT、TE、EEスペクトルの残留high$\ell$振動の両方に常に対処します。提案されたパイプラインは、モデルに依存しない方法で原始パワースペクトルの特徴を探索するための適応可能なツールを提供し、現在および今後のCMB調査と一致する実行可能なインフレモデルを構築するための貴重なヒントを理論家に提供します。
$\mathbb{Z}_3$ 対称ダークマター モデルで全球 21 cm 信号に立ち向かう
| Title |
Confronting_global_21-cm_signal_with_$\mathbb{Z}_3$_symmetric_dark_matter_models |
| Authors |
Debarun_Paul,_Antara_Dey,_Amit_Dutta_Banik,_Supratik_Pal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04955 |
$\mathbb{Z}_3$対称ダークマターモデルは、多くの(天体)素粒子物理学問題の解決に大きな可能性を示していますが、宇宙論的観測にも興味深い痕跡を残す可能性があります。我々は、そのような2つの有望なモデル、半消滅暗黒物質(SADM)とCo-SIMP$2\rightarrow3$相互作用を考慮し、全球21cm信号に対するそれらの影響を調査します。SADMは過剰な無線バックグラウンドを利用してEDGES観測に対処することがわかっていますが、Co-SIMPはそのような過剰な放射を引き起こすことなく固有の冷却効果によってEDGESの低下を説明できます。したがって、後者のモデルは、EDGESディップを達成するために親油性相互作用を使用する、CDMの領域内では珍しいモデルであることがわかります。さらに、地球規模の21cm信号に関するEDGESとSARAS3の間で進行中の議論を念頭に置き、たとえ将来EDGESデータの再評価が必要になったとしても、私たちが選択したモデルがこの文脈において依然として実行可能であることを実証します。次に、暗黒時代に関する考えられる考察まで調査を拡張し、プランク2018(+BAO)データセットを介してCMBおよびBAOの観測結果との一貫性をチェックします。したがって、この研究は、さまざまな宇宙論的観測に照らして、これらの興味深い素粒子物理モデルを探求する説得力のある事例を提示します。
地球降着時の金属/ケイ酸塩分化の改良モデル
| Title |
An_improved_model_of_metal/silicate_differentiation_during_Earth's_accretion |
| Authors |
K._I._Dale,_D._C._Rubie,_M._Nakajima,_S._Jacobson,_G._Nathan,_G._J._Golabek,_S._Cambioni,_A._Morbidelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04476 |
私たちは、Rubieetal.で提示されたアルゴリズムを改良しました。(2015)惑星の降着時の鉄とケイ酸塩の分化によって引き起こされる地球の化学進化をモデル化しました。巨大衝突時に平衡が起こる圧力はもはや自由なパラメーターではなく、中島らの平滑粒子流体力学(SPH)シミュレーションによって決定されます。（2021年）。さらに、現在、衝突する微惑星は、融解や分化を引き起こすには小さすぎると考えられており、そのため、巨大衝突の余波で静水圧的に緩和された全球のマグマオーシャンが形成されるまで、その物質は成長中の惑星の結晶質上部マントルに蓄えられる。これも中島らによる推定である。（2021年）。これらの変更により、すべての動的シミュレーションがバルクケイ酸塩地球(BSE)の化学組成を満足に再現できるわけではありません。したがって、後者は動的モデルの成功の診断となります。成功例では、以前は適合することが困難であったWとMoのBSE存在量も再現できます(Jenningsetal.,2021)。
超高温木星WASP-189 bの時間分解透過分光法
| Title |
Time-resolved_transmission_spectroscopy_of_the_ultra-hot_Jupiter_WASP-189_b |
| Authors |
Bibiana_Prinoth,_H._Jens_Hoeijmakers,_Stefan_Pelletier,_Daniel_Kitzmann,_Brett_M._Morris,_Andreas_Seifahrt,_David_Kasper,_Heidi_H._Korhonen,_Madeleine_Burheim,_Jacob_L._Bean,_Bj\"orn_Benneke,_Nicholas_W._Borsato,_Madison_Brady,_Simon_L._Grimm,_Rafael_Luque,_Julian_St\"urmer,_and_Brian_Thorsbro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04523 |
超高温の木星は主星と潮汐関係で固定されており、大気を暑い昼側と寒い夜側に分けています。惑星が通過するにつれて、大気のさまざまな領域が回転して視界に入り、さまざまな化学体制が明らかになります。高分解能分光器は非対称性と速度シフトを観察でき、時間分解分光法の可能性をもたらします。この研究では、惑星の透過スペクトル内の他の原子や分子を検索し、非対称信号を調査します。私たちは、HARPS、HARPS-N、ESPRESSO、MAROON-Xの高解像度分光器で撮影された超高温木星WASP-189bの8つのトランジットを分析し、組み合わせます。相互相関技術を使用して、中性原子、イオン化原子、酸化物を検索し、得られた信号をモデル予測と比較します。H、Na、Mg、Ca、Ca+、Ti、Ti+、TiO、V、Cr、Mn、Fe、Fe+、Ni、Sr、Sr+、Ba+の有意な検出を報告します。このうち、Sr、Sr+、Ba+はWASP-189bの透過スペクトルで初めて検出されました。さらに、MAROON-XやESPRESSOによる追跡観測を用いて、HARPSやHARPS-Nによる観測に基づいて酸化チタンの検出を確実に確認しています。ベイジアンフレームワークを使用した時間分解分光法によって検出された種の軌道追跡をフィッティングすることにより、軌道パラメータと線形の事後分布を推定します。私たちの結果は、観察された信号の時間依存性を説明できるためには、異なる種が大気の異なる領域に由来する必要があることを示しています。通過の過程を通じて、ほとんどの信号強度は、より高温の終端終端部の大気スケールの高さにより増加すると予想されます。しかし、一部の種では、原子とそのイオンの電離、または昼間の分子の解離により信号が弱くなることが観察されます。
潮汐崩壊する系外惑星の探索を最適化するための指標
短周期系外惑星とその主星との間の潮汐相互作用が軌道崩壊を引き起こし、惑星がその星に飲み込まれる原因になっている可能性が高い。一部の惑星ではベースラインが数十年に及ぶ正確な通過タイミング調査により、少数の惑星の軌道崩壊が直接検出されており、独立した一連の証拠から惑星の飲み込みが裏付けられている。それ以上に、最近の観測では、おそらく、ある不幸な惑星が飲み込まれる瞬間さえ捉えられています。これらの前兆は、進行中の調査の見通しを強化するものですが、そのような調査を最適化するには、堅牢なタイミング制約と大きな潮汐率の低下を引き起こす天体物理学的パラメータ、および長年にわたって実施される観測を最適にスケジュールする方法を考慮する必要があります。可能性のあるターゲットの数が多いということは、検出可能な潮汐減衰を示す可能性のあるすべての惑星を継続的に観察するのは現実的ではないことを意味します。この研究では、潮汐による通過タイミングの変動を観測する可能性を最大化できる短周期系外惑星システムの天体物理学的および観測的特性を調査します。我々は、崩壊を示すと報告されているいくつかの基準観測戦略と実際の系外惑星システムを考慮します。私たちは、適度な頻度（年に数回の通過）の観測で、わずか数年以内に潮汐力の減衰を検出するのに十分である可能性があることを示しました。潮汐によるタイミング変動は、検出可能なレベルまで成長するまでに時間がかかるため、タイミングの不確実性と潮汐減衰率の関数としてその成長にかかる時間を推定し、潮汐減衰が検出されたと判断するためのしきい値を提供します。
軌道設計における小惑星の偏向予見性に及ぼす惑星近似の影響
| Title |
Effects_of_Planetary_Approximations_on_Asteroid_Deflection_Previsibility_for_Trajectory_Design |
| Authors |
Rodolfo_Batista_Negri_and_Ant\^onio_Fernando_Bertachini_de_Almeida_Prado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04613 |
この研究は、小惑星と摂動天体との遠方での遭遇が偏向プロセスに及ぼす影響を調査し、偏向宇宙船の軌道設計に貴重なガイドラインを提供することを目的としています。解析的近似は、広い設計空間を迅速に調査するために、予備設計段階で一般的に使用されます。ただし、小惑星の偏向に関係する力学は複雑であり、単純なモデルではシステムの複雑さを完全には捉えられない可能性があります。より正確な数値シミュレーションと比較して、解析モデルの精度と限界を検証します。この研究は、（影響圏の半径数十の）かなりの距離にある場合でも、摂動天体との遭遇は小惑星の軌道を大きく乱す可能性があり、分析的予測と数値的予測の間に矛盾を引き起こす可能性があることを明らかにした。これに対処するために、特定の偏向シナリオに対する解析モデルの適合性を決定する際に軌道設計者をガイドするヒューリスティックルールを提案します。私たちの研究は、遠方での遭遇が偏向に及ぼす影響を理解することで、設計者に軌道計画プロセス中に情報に基づいた意思決定を行うための知識を提供し、効率的かつ効果的な小惑星偏向ミッションを促進します。
放射状構造の原始惑星系円盤における小石の降着による惑星形成の $N$ 体シミュレーション
| Title |
$N$-body_simulation_of_planetary_formation_through_pebble_accretion_in_a_radially_structured_protoplanetary_disk |
| Authors |
Tenri_Jinno,_Takayuki_R._Saitoh,_Yota_Ishigaki_and_Junichiro_Makino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04839 |
従来の惑星形成理論では、原始惑星系円盤は軸対称で、滑らかな半径方向の輪郭を持っていると考えられていました。しかし、原始惑星系円盤の最近の電波観測により、その多くが複雑な放射状構造を持っていることが明らかになった。この研究では、放射状構造を持つ原始惑星系円盤内で惑星がどのように形成されるかを調査するために、一連の$N$体シミュレーションを実行します。この目的のために、地球型惑星形成領域($\sim0.6$AU)内の不連続境界への連続的な小石の付着の影響を考慮します。原始惑星は不連続境界で効率的に成長し、$\sim10^4$年以内に地球の質量に到達することがわかりました。私たちのモデルでは原始惑星の巨大衝突が普遍的に起こることを確認しました。さらに、不連続境界付近では複数の惑星サイズの天体が一定の間隔で形成されていることも分かりました。これらの結果は、放射状構造の原始惑星系円盤で太陽系に似た惑星系が形成される可能性を示しています。
私たちは、同心円状マクローリン回転楕円体(CMS)法を使用して、静的な潮汐摂動に対するホットジュピターの応答を研究します。強く放射線を受けた惑星については、最初に放射伝達計算を実行して、惑星の平衡温度T_eqを内部エントロピーに関連付けました。次に、岩石の核と、水素、ヘリウム、およびより重い元素で構成される均一で等エントロピーなエンベロープを想定したさまざまな2層内部モデルの重力調和、形状、慣性モーメント、および静的Love数を決定しました。私たちは一般的な傾向を特定し、HAT-P-13b、WASP惑星4b、12b、18b、103b、121b、さらにはKepler-75bやCoRot-3bを研究します。ラブ数k_nmと通過半径補正デルタRを計算し、文献の予測と比較します。潮汐ロックされた巨大惑星のLove数k_22は値0.6を超えることができず、強く照射された高温木星と一致する高いT_eqがk_22をさらに下げる傾向があることがわかりました。ほとんどの潮汐ロック惑星は、k_22=3J_2/q_0(q_0は重力ポテンシャルの回転パラメータ)の線形領域応答によってよく説明されますが、WASP-12b、WASP-103b、WASP-121bなどの極端な場合では、、非線形効果は、予測されたk_22の10%以上を占める可能性があります。惑星WASP-4bおよびHAT-P13Bについて報告されているように、0.6より大きいk_22値は、非常に急速な回転がなければ静的な潮汐反応から生じることはなく、したがって、予想される潮汐ロック状態と一致しません。
中年期のF型星の放射線環境
| Title |
The_Radiation_Environments_of_Middle-Aged_F-Type_Stars |
| Authors |
F._Cruz_Aguirre,_K._France,_N._Nell,_N._Kruczek,_B._Fleming,_P._C._Hinton,_S._Ulrich,_P._R._Behr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04980 |
矮星からの遠紫外線(FUV)輝線は、惑星大気における光化学の重要な推進源です。惑星大気のスペクトル特徴を適切に解釈することは、主星の発光に大きく依存します。K型およびM型星のスペクトルエネルギー分布(SED)は、これまでの観測プログラムによって広範に特徴付けられてきましたが、F型星の完全なX線から赤外線までのSEDは、大気モデリングをサポートするように構築されていません。ロケット搭載分光器「SISTINE-2」の2回目の飛行で、プロキオンA（F5IV-V）のFUVスペクトルの捕捉と初の同時観測に成功しました。冷星のFUVバンドパス(1010～1270および1300～1565\r{A})にわたるいくつかの発光特徴。私たちは飛行データと恒星のモデルおよびアーカイブ観測を組み合わせて、中度F星の最初のSEDを開発します。私たちは、プロキオンAのハビタブルゾーン内で増大したX線と極紫外線放射に対する、現代の地球に似た系外惑星の上層大気の反応をモデル化しました。これらのモデルは、この惑星が重大な大気の脱出を経験しないことを示しています。私たちは、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)とハビタブルワールド天文台(HWO)を使用して、この系外惑星のLy$\alpha$通過信号の観測をシミュレートします。HSTではかろうじて検出可能ですが、高半径速度のF型星を周回する潜在的に居住可能な系外惑星のHILy$\alpha$通過は、最大150pc離れたターゲットに対してHWOで観測できることがわかりました。
木星と土星の重力、風、慣性モーメントの関係
私たちは巨大惑星内部のモデルを構築することにより、帯状重力係数、J_2n、帯状風、軸慣性モーメント(MoI)の関係を研究しています。非摂動同心円状マクローリン回転楕円体(CMS)法を使用して、物理(現実的な状態方程式と気圧)と抽象(少数の一定密度回転楕円体)の内部モデルの両方を構築します。ジュノー探査機とカッシーニ探査機による木星と土星のJ_2、J_4、J_6の正確な重力測定では、どちらの惑星のMoIも一意に決定されないものの、1%より良好な値に制約されることがわかりました。次に、帯状風（または差動回転、DR）が不確実性の主な原因として浮上します。土星の場合、深さ約9000kmに達するため、MoIが0.4%減少すると予測されていますが、木星では深さ約3000kmにしか達していないように見えます。したがって、DRが木星のMoIに与える影響はわずか0.01%であり、ジュノー探査機で検出するには1桁小さすぎると我々は予測します。風は主に重力調和波J_6を介して間接的にMoIに影響を与えるが、順行風と逆行風の影響が相殺されるため直接的な寄与ははるかに小さいことが判明した。DRは土星のJ_6値に+6%、木星のJ_6値に-0.8%寄与する。これにより、予測されたMoIと最も強く相関する、均一に回転する惑星の大部分から生じるJ_6の寄与が変化する。私たちの物理モデルでは、木星のMoIは0.26393+-0.00001であると予測されます。土星の場合、観測された極半径と一致する10:33:34hの自転周期を仮定すると、0.2181+-0.0002と予測されます。
二次モンテカルロ シミュレーションによる木星の内部の研究
私たちは、ジュノー宇宙船とガリレオ宇宙船によって得られた重力データと一致する木星の内部のモデルを構築します。モデルのアンサンブルを生成するために、線形ストレッチ移動に依存するアフィン不変法よりもフィットネスランドスケープを制限するのに効率的な新しい二次モンテカルロ手法を導入します。両方の方法でウォーカーのアンサンブルが最も関連性の高いパラメーター領域に移動するのにかかる時間を比較します。そこに達したら、2つの方法の自己相関時間とエラーバーを比較します。リングポテンシャルと2次元ローゼンブロック関数については、二次モンテカルロ手法の方が大幅に効率的であることがわかります。さらに、スケール係数を追加することで歩行動作を変更しました。この方法を他の場所でも適用できるように、ソースコードと例を提供します。ここでは、私たちの方法を使用して、風と顕著な希薄核を含む木星の内部の5層モデルを生成します。これにより、惑星の偶数および奇数の重力高調波を一致させることができます。さまざまなモデルアンサンブルからの予測を比較し、1barでの温度上昇と状態方程式のアドホックな変化が、大気中および惑星全体の重元素の推定量にどの程度影響するかを分析します。
私たちは、太陽型星の周囲にある亜海王星の水素に富む大気のEUV光蒸発によって引き起こされる重水素と水素の質量比(D/H)の変化を調査します。進化する系外惑星H/Heエンベロープからの重水素の脱出を評価する際に、エネルギー制限光蒸発と組み合わせた拡散制限アプローチが初めて考慮されました。私たちは、初期のガスエンベロープが小さく、したがってサイズが小さい惑星では、大気の脱出が弱くなり、それが水素と重水素の分別を促進する可能性があることを発見しました。具体的には、0.005未満の低い包絡線質量分率を持つシミュレーションのグリッドでは、約0.25～0.4天文単位の低質量亜海王星(4-$5M_\oplus$)または高質量の亜海王星(10-$5M_\oplus$)約0.1～0.25auの$15M_\oplus$)は、7.5ギヤにわたってD/H値を20%以上増加させる可能性があります。光蒸発脱出によりヘリウムで増強された海王星の外面と同様に、半径の谷の上部境界に沿った惑星は、高いD/H比を検出するのに最適なターゲットです。この比率は、進化計算のグリッドでは7.5ジャイル内で$\lesssim$1.65倍上昇する可能性があります。惑星が裸の岩石コアにならない限り、D/Hはより薄いエンベロープでより高くなることが予想されます。
円盤銀河はまだ沈降中: 最小の核円盤とその若い恒星棒の発見
| Title |
Disc_galaxies_are_still_settling:_The_discovery_of_the_smallest_nuclear_discs_and_their_young_stellar_bars |
| Authors |
Camila_de_S\'a-Freitas,_Dimitri_A._Gadotti,_Francesca_Fragkoudi,_Lodovico_Coccato,_Paula_Coelho,_Adriana_de_Lorenzo-C\'aceres,_Jes\'us_Falc\'on-Barroso,_Tutku_Kolcu,_Ignacio_Mart\'in-Navarro,_Jairo_Mendez-Abreu,_Justus_Neumann,_Patricia_Sanchez_Blazquez,_Miguel_Querejeta,_and_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04482 |
銀河円盤が沈降して十分に大きくなると、星の棒を形成できるようになります。これらの非軸対称構造はガスに衝撃を引き起こし、ガスを中心に流れさせ、そこで核ディスクや核リングなどの核構造が形成されます。これまでの理論的および観察的研究は、バーと核円盤の共進化をほのめかしており、核円盤が「裏返し」で成長することを示唆しており、それにより、より小さな円盤が若いバーに存在していると提案されています。それにもかかわらず、棒と核構造がどのように形成され、時間の経過とともに進化するかは依然として不明です。これまでに発見された最小の核円盤は、$\sim200~\rm{pc}$よりも大きくなる傾向がありますが、いくつかの理論的研究では、核円盤が形成されるときははるかに小さくなる可能性があることがわかっています。MUSEアーカイブデータを使用して、半径サイズが$100~\rm{pc}$未満の2つの銀河系外核円盤を初めて報告します。さらに、私たちの推定により、これまでに発見された最も若いバーが明らかになりました。これらの銀河のバーは$4.50^{+1.60}_{-1.10}\rm{(sys)}^{+1.00}_{-0.75}\rm{(stat)}$と$0.7^{+を形成していると推定されます。2.60}\rm{(sys)}^{+0.05}_{-0.05}\rm{(stat)}~\rm{Gyr}$前、それぞれNGC\,289とNGC\,1566。これは、局所宇宙の少なくともいくつかの円盤銀河がまだ動的に沈降している可能性があることを示唆しています。これらの結果を文献の以前の発見に追加することにより、核円盤のサイズと棒の長さの間のより強い相関関係が得られ、核円盤の暫定的な指数関数的成長シナリオが導き出されます。
統合クラスターカタログ: 恒星クラスターの包括的で均質なデータベースを目指して
| Title |
The_Unified_Cluster_Catalogue:_towards_a_comprehensive_and_homogeneous_database_of_stellar_clusters |
| Authors |
G._I._Perren,_M._S._Pera,_H._D._Navone,_R._A._V\'azquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04546 |
私たちは、現在までに約14,000個の天体がリストされている恒星団の最大のカタログである、統一星団カタログを紹介します。この初期バージョンでは天の川散開星団のみが存在しますが、将来的には他の天体も含まれる予定です。各クラスターは、各星の座標、視差、固有運動、およびそれらの不確実性を確率割り当てプロセスに組み込むように設計された新しい確率メンバーシップアルゴリズムで処理されます。私たちは、Gマグニチュード20までのGaiaDR3データを採用しており、その結果、100万人を超える可能性のあるメンバーが特定されています。このカタログには、星団の検索とデータ探索を容易にすることを目的とした公開Webサイトが付属しています。
活動銀河の近赤外線スペクトルにおける二重ピークのO I 放射を初めて観測
| Title |
First_observation_of_double-peaked_O_I_emission_in_the_near-infrared_spectrum_of_an_active_galaxy |
| Authors |
Denimara_Dias_dos_Santos,_Alberto_Rodr\'iguez-Ardila,_Swayamtrupta_Panda,_Murilo_Marinello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04555 |
活動銀河核(AGN)のブロードライン領域(BLR)に関連する二重ピークのプロファイルは、降着円盤の存在を示す最も明確な証拠とみなされます。それらは、BalmerラインおよびMgII$\lambda$2798紫外線ラインにおける光学分光法によって最も一般的に検出されます。今回我々は、局所セイファート1銀河IIIZw002の近赤外線(NIR)におけるOI$\lambda$11297輝線に関連する二重ピークのブロードな輝線を明確に初めて検出したことを報告します。スペクトルはPa$\alpha$線の二重ピーク発光であり、HeII$\lambda$10830の可能性が非常に高いです。複数の幅広の二重ピークを持つNIR輝線が同時に検出されたのはこれが初めてです。二重山プロファイルは、古典的なBLRを表す非ディスククラウドに起因する追加のガウスコンポーネントを使用して、ディスクベースのモデルを使用して適合されます。フィッティングから得られた結果から、ディスクの傾斜や形状などの重要なパラメーターが明らかになります。二重山プロファイルの適合から、IIIZw002のBLRは、BLRの外縁まで延びているため、円盤状の形状をしていることが示唆されます。
惑星状星雲の低電離構造 -- III．物理化学パラメータと励起メカニズムの統計的解析
| Title |
Low-ionization_structures_in_planetary_nebulae_--_III._The_statistical_analysis_of_physico-chemical_parameters_and_excitation_mechanisms |
| Authors |
M._Bel\'en_Mari,_Stavros_Akras_and_Denise_R._Gon\c{c}alves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04577 |
惑星状星雲(PNe)の低電離構造(LIS)の最初の詳細な研究からほぼ30年が経ち、私たちは文献で公開されているデータを収集することにより、その物理的、化学的、励起特性の統計分析を実行しています。この分析は、これらの構造間の重要な違いを強調するために、PNeの大きなサンプルについて、LISと高イオン化構造(リムまたはシェル)との間のコントラストを通じて行われました。私たちの動機は、これまでに収集されたLISの最大のサンプルに基づいて確実な結果を見つけることでした。(i)実際、LISはリム/シェルよりも低い電子密度(N$_{e}$[S~II])を持っています。(ii)窒素電子温度(T$_{e}$[N~II])は2つのグループ間で類似していますが、[O~III]に基づくT$_{e}$では二峰性分布が観察されます。ただし、高イオン化構造と低イオン化構造は同様の中央値のT$_{e}$[O~III]を持ちます。(iii)2つのグループ間で、He、N、O、Ne、Ar、Cl、およびSの総存在量に有意な差異は観察されません。(iv)いくつかの診断図の分析を通じて、LISは励起の観点からリム/シェルから分離されます。光イオン化と衝撃モデルの2つの大きなグリッドから、特に低イオン化線比が関係する場合、両方のメカニズムの間に重要な重複があることを示します。私たちは、高速衝撃の優れたトレーサーと、温度に敏感な線比に依存する高速衝撃と低速衝撃の指標を発見しました。結論として、両方の励起メカニズムが存在する可能性がありますが、衝撃はPNeのLISのほとんどの主な励起源にはなり得ません。
AGN カントリーのウォークスルー -- ある程度初心者向け!
AGNと銀河形成におけるいくつかの重要な問題について説明します。非常に成功した統合モデルは、方向効果によるAGNの多様性の多くを説明します。成分は、ほこりっぽい「トーラス」と相対論的な光線によって影を落としています。大質量楕円銀河の形成に重要なスピンオフの結果が説明されています。これは、知られている中で最も壮観で明白なAGNフィードバック現象です。これは、z>~1の強力な電波銀河におけるいわゆる「整列効果」です。そのうちの1つはBALラジオギャラクシーです。私は、小さな粒子が不足していることを明らかにする、核塵の赤化の法則の非常に堅牢な導出について説明します。そして、エネルギー的に支配的な光/紫外線連続体を説明すると多くの人が考えていた準静的な薄い降着円盤モデルが完全に誤りであることが暴かれた。このモデルの多くは、35年前にこのモデルが提案されたときに知られていました。そのようなモデルの巨大なスーパーセットを簡単に偽る新しい議論が与えられます。原子や粉塵の放出が外科的に除去された中央エンジンのスペクトルを見ることができます。この画期的な取り組みに気づいた人はほとんどいませんでした。はくちょう座Aの遠赤外線塵の放出は10%偏光しており、これまでのところ、すべての電波の大きな天体で高い核塵の偏光が見られますが、電波の静かな天体は見られません。
| Title |
The_Accretion_Mode_in_Sub-Eddington_Supermassive_Black_Holes:_Getting_into_the_Central_Parsecs_of_Andromeda |
| Authors |
C._Alig,_A._Prieto,_M._Bla\~na,_M._Frischman,_C._Metzl,_A._Burkert,_O._Zier,_A._Streblyanska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04954 |
サブエディントン（エディントン単位で10$^{-3}$未満の明るさ、L$_{Edd}$）の超大質量ブラックホール（BH）を囲む内部キロパーセク領域には、しばしば、端で終わる特徴的なダストフィラメントのネットワークが見られます。中央パーセクの核螺旋。今回我々は、既知の最も降着の少ないBHの一つであるM31(10$^{-7}$L$_{Edd}$)におけるこれらのフィラメントの役割と運命を流体力学シミュレーションを用いて研究する。M31の制限電位下で移動するガス粒子のストリーマーの進化は、キロパーセクの距離から中心パーセクまで追跡されます。初期条件の探索的研究の後、観察された塵/イオン化ガスの形態と内部数百パーセクの視線速度への説得力のある適合が生成されます。摩擦、熱散逸、自己衝突が起こる数百万年のストリーマ進化の後、ガスは幅数十パーセクの円盤に落ち着きます。これは、外側の核環から生じて中心に向かって螺旋を描く多数のフィラメントによって供給されます。最終的な構成は、数10$^3$M$_{\odot}$(注入率10$^{-4}$M$_{\odot}の場合)のストリーマの臨界入力質量によって厳しく制限されます。$年$^{-1}$);この値を上回るか下回ると、それぞれフィラメントの断片化または分散が発生しますが、これらは観察されません。$\sim$10$^6$Kの領域での高温ガス雰囲気の生成は、シミュレーション中の核スパイラルの発達の鍵となります。中心から1pcでの最終的な流入速度は$\sim$1.7$\times$10$^{-7}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$であり、M31BH。
TNG300シミュレーションによるキックされたブラックホールの統計解析
ブラックホール(BH)の合体中に重力波が非対称に放射されると反動が発生し、新たに形成されたBHをそのホスト銀河の中心の周りの境界軌道上に設定したり、完全に弾き出したりする可能性があります。この反動するBHの集団を研究するために、IllustrisTNG300シミュレーションからBHが合体する銀河の特性を抽出し、解析技術と数値技術の両方を使用してBH反動の未解決のプロセスをモデル化します。この解析モデルと数値モデルの比較分析は、宇宙論的スケールで数値モデル化された反動BHの方が脱出確率が高く、より多くのオフセット活動銀河核(AGN)を予測することを示しています。解析モデルでは8$\%$であるのに対し、数値モデルでは25$\%$の合併残骸でBH回避確率$>40~\%$が予想されます。同時に、分離$>5$kpcでのオフセットAGNの予測数は、数値モデルの58$\%$から解析モデルの3$\%$に変化します。主要な合併残存物におけるBH放出は非ウイルス化システムで発生するため、静的解析モデルでは正確な説明を提供できません。したがって、我々は、数値モデルを使用して、逃亡したBHとオフセットAGNの予想される数密度を推定する必要があると主張します。
銀河円盤内の位置による超新星 Ia 前駆体の制約
| Title |
Constraining_Supernova_Ia_Progenitors_by_their_Locations_in_Host_Galactic_Disc |
| Authors |
A._A._Hakobyan,_A._G._Karapetyan,_L._V._Barkhudaryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04989 |
Ia型超新星(SNeIa)につながる多様な前駆体チャネルの中には、チャンドラセカール以下の質量を持つ白色矮星から発生する爆発があります。これらの白色矮星は、伴星から降着したヘリウム殻内での一次爆発によって引き起こされる爆発と爆発を起こします。二重爆発モデルは、前駆体システムの年齢とピーク付近の明るさの間の相関関係を予測します。つまり、爆発する前駆体が若ければ若いほど、SNeは明るくなります。この論文では、ホスト銀河円盤内のさまざまな場所におけるSNeIaの特性の研究と、その祖先集団の年齢の推定に関する最近の成果を紹介します。観察的には、SN測光とそれらの祖先の年齢との間の予想される相関関係の妥当性が確認されました。
強化されたサブ kpc スケールの星形成: 5
| Title |
Enhanced_Sub-kpc_Scale_Star-formation:_Results_From_A_JWST_Size_Analysis_of_339_Galaxies_At_5 |
| Authors |
Takahiro_Morishita,_Massimo_Stiavelli,_Ranga-Ram_Chary,_Michele_Trenti,_Pietro_Bergamini,_Marco_Chiaberge,_Nicha_Leethochawalit,_Guido_Roberts-Borsani,_Xuejian_Shen,_Tommaso_Treu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05018 |
我々は、サイクル1で取得された9つの公開JWST銀河系外フィールドで構成される高赤方偏移銀河の包括的な検索と分析を提示します。$\sim358{\rmarcmin^2}$の総有効検索領域をカバーします。保守的な($8\sigma$)測光選択を通じて、$5<z<14$にある339個の銀河を特定し、そのうち109個は最近のJWSTNIRSpec観測を含む文献からの分光赤方偏移測定値を持っています。我々の回帰分析により、静止系のUVサイズと恒星の質量の関係は$R_{\rmeff}\proptoM_*^{0.20\pm0.03}$に従い、$z\sim3での星形成銀河の関係と同様であることが明らかになりました。$ですが、$\sim0.7$dexだけサイズが縮小されています。赤方偏移範囲$R_{\rmeff}\propto(1+z)^{-0.4\pm0.2}$にわたる平均サイズの進化の速度は、文献で得られた速度よりもはるかに遅いことがわかります。私たちのサンプルの一部($\sim13\,\%$)は、NIRCamイメージングでもかろうじて解像されています($<100$pc)。これは、導出されたサイズ-質量勾配の下$>1.5\,\sigma$に位置します。これらのコンパクトな源は、高い星形成表面密度$\Sigma_{\rmSFR}>10\,M_\odot\,{\rmyr^{-1}\,kpc^{-2}}$の範囲を示します。局所的な星形成銀河のサンプルは$<0.01\,\%$しか見つかりません。利用可能なNIRSpecデータがあるものについては、進行中の超大質量ブラックホール降着の証拠は観察されません。観察された高い[OIII]対Hベータ比の潜在的な説明は、高い衝撃速度である可能性があり、これは高い$\Sigma_{\rmSFR}$を特徴とする激しい星形成領域内で発生している可能性が高い。最後に、サンプルのレストフレームUVおよび光学サイズが同等であることがわかります。私たちの結果は、これらの初期の銀河がその構造を裏返しに構築しているにもかかわらず、より低い赤方偏移で見られる強い色の勾配を示していないことと一致しています。
MUSEクラスタリング測定によって制約された拡張ライマン$\alpha$ハローに対する微光ライマン$\alpha$エミッターの寄与
| Title |
The_contribution_of_faint_Lyman-$\alpha$_emitters_to_extended_Lyman-$\alpha$_halos_constrained_by_MUSE_clustering_measurements |
| Authors |
Yohana_Herrero_Alonso,_L._Wisotzki,_T._Miyaji,_J._Schaye,_J._Pharo_and_M._Krumpe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05105 |
最近、Ly$\alpha$エミッタ(LAE)の周囲に広がるLy$\alpha$ハロー(LAH)の検出が定期的に報告されているが、その起源はまだ調査中である。シミュレーション研究では、拡張したLAHの外側領域には、個別には検出されていない微弱なLAEのLy$\alpha$放射による主な寄与が含まれていることが予測されている。この問題に観察的な角度から対処するために、ハロー占有分布(HOD)モデリングを使用して、MUSE-wide調査からの$3<z<5$の1265個のLAEの分光サンプルのクラスタリングを再現します。Ly$\alpha$光度関数(LF)を積分して、離散的な淡いLAEによる背景表面の明るさを推定します。次に、HOD統計を小さな分離に向けて内側に拡張し、測定されたLy$\alpha$表面輝度(SB)が、検出されていない物理的に近い隣接物によって強化される係数を計算します。未検出の発生源についてさまざまなクラスタリングシナリオを検討し、対応する放射状プロファイルを比較します。結果として得られる、暗いLAEの推定Ly$\alpha$SBは、$(0.4-2)\times10^{20}\;\rm{erg}\;\rm{s}^{-1}~\rm{cmの範囲にあります。}^{-2}~\rm{arcsec}^{-2}$、非常にゆっくりと外側に向かって放射状に減少します。我々の結果は、観察されたLAHの外側領域（$R\gtrsim50$~pkpc）が実際に外部（しかし物理的に結合している）LAEからの強力な成分を含んでいる可能性があり、おそらくそれらによって支配されている可能性さえあることを示唆しています。Ly$\alpha$LFの暗端の傾きが比較的浅い場合にのみ、クラスター化されたLAEからの寄与は重要ではなくなります。また、観測された内部領域($R\le20-30$~pkpc)からの発光は明るすぎて、クラスター化による大きな影響を受けないことも確認しました。私たちの調査結果をシミュレーションから予測されたプロファイルと比較し、全体的に良好な一致が見出されます。観察された拡張LAHに対する個別の未検出LAEの影響をさらに制限するために可能な将来の測定について概説します。
ガンマ線過渡ネットワーク科学解析グループ報告書
| Title |
Gamma-ray_Transient_Network_Science_Analysis_Group_Report |
| Authors |
Eric_Burns,_Michael_Coughlin,_Kendall_Ackley,_Igor_Andreoni,_Marie-Anne_Bizouard,_Floor_Broekgaarden,_Nelson_L._Christensen,_Filippo_D'Ammando,_James_DeLaunay,_Henrike_Fleischhack,_Raymond_Frey,_Chris_L._Fryer,_Adam_Goldstein,_Bruce_Grossan,_Rachel_Hamburg,_Dieter_H._Hartmann,_Anna_Y._Q._Ho,_Eric_J._Howell,_C._Michelle_Hui,_Leah_Jenks,_Alyson_Joens,_Stephen_Lesage,_Andrew_J._Levan,_Amy_Lien,_Athina_Meli,_Michela_Negro,_Tyler_Parsotan,_Oliver_J._Roberts,_Marcos_Santander,_Jacob_R._Smith,_Aaron_Tohuvavohu,_John_A._Tomsick,_Zorawar_Wadiasingh,_Peter_Veres,_Ashley_V._Villar,_Haocheng_Zhang,_and_Sylvia_J._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04485 |
惑星間ネットワーク(IPN)は、惑星の基線によって隔てられた宇宙船上のガンマ線検出器における過渡信号の到着時間を利用して、これらの過渡信号の発生源を幾何学的に特定する、検出、位置特定、および警報システムです。天体物理学の状況の変化と、2020年代の天文学および天体物理学の発見への道からタイムドメインおよびマルチメッセンジャー天体物理学(TDAMM)が新たに重視されるようになったことから、このガンマ線過渡ネットワーク科学解析グループは、新しい時代のIPNと高エネルギーモニター。この責任には、これらの施設で可能になる科学の説明、対応する要件と機能の追跡、既存の機器とIPNの運用改善がTDAMM科学を強化する箇所の強調が含まれます。この研究は完全な多波長とマルチメッセンジャーの状況を考慮していますが、発見は宇宙ベースの高エネルギーモニターに特有のものです。これらの機能は、これらの過渡状態の完全な特性評価と、発見と位置特定による追跡観察の促進の両方にとって重要です。完全な文書では、この分野の簡単な歴史が報告されており、その後、約68ページにわたる詳細な分析と調査結果が報告されており、今後数十年間におけるIPNと高エネルギー監視装置の役割の全体的な概要が提供されています。
失敗した超新星による弱い爆発と強い爆発の区別
一部の大質量星は核崩壊超新星を生成できない可能性がありますが、これらの失敗した超新星(FSNe)は、恒星の核崩壊中にニュートリノによって失われた質量が形成と爆発を引き起こすため、星が消滅する前に電磁爆発を引き起こす可能性があります。二度目のショック。ニュートリノによって失われる質量が十分に小さい場合、流体力学的に膨張するエンベロープ内への弱い衝撃の伝播を記述する自己相似解が2つ存在し、同時にブラックホールへの降着が生じることを示します。マッハ数が大きい解は不安定であり、衝撃がエネルギー保存領域に強まるために必要な最小マッハ数が得られます。臨界質量損失を超えると弱い衝撃の解決策は存在せず、これは、ニュートリノ質量損失が臨界値を超え、この値が星の質量の数パーセントである（そして物理的に達成可能である）場合にのみ強い爆発が起こることを意味します。典型的なパラメータについては。私たちの結果は、FSNからの爆発の運命(質量放出がほとんどまたはまったくない弱い、またはエンベロープの大部分の放出で強い)が、星の性質とニュートリノの質量損失の敏感な関数であることを示唆しています。また、コンパクト天体の近くのガスの「沈降」をもたらす衝撃に対して、2番目のタイプの自己相似解が存在することも示します。これは、非終末星の噴火やガス状の反応に適用できる可能性があります。円盤から重力波への連星ブラックホール合体による質量損失。
第4回LIGO-Virgo-KAGRA観測を見据えた低遅延重力波アラート製品とその性能
| Title |
Low-latency_gravitational_wave_alert_products_and_their_performance_in_anticipation_of_the_fourth_LIGO-Virgo-KAGRA_observing_run |
| Authors |
Sushant_Sharma_Chaudhary,_Andrew_Toivonen,_Gaurav_Waratkar,_Geoffrey_Mo,_Patrick_Brockill,_Deep_Chatterjee,_Michael_W._Coughlin,_Reed_Essick,_Shaon_Ghosh,_Soichiro_Morisaki,_Pratyusava_Baral,_Amanda_Baylor,_Naresh_Adhikari,_Sarah_Antier,_Patrick_Brady,_Gareth_Cabourn_Davies,_Tito_Dal_Canton,_Marco_Cavagli\`a,_Jolien_Creighton,_Sunil_Choudahry,_Yu-Kuang_Chu,_Patrick_Clearwater,_Luke_Davis,_Thomas_Dent,_Marco_Drago,_Becca_Ewing,_Patrick_Godwin,_Weichangfeng_Guo,_Chad_Hanna,_Rachel_Huxford,_Ian_Harry,_Erik_Katsavounidis,_Manoj_Kovalam,_Alvin_K.Y._Li,_Ryan_Magee,_Ethan_Marx,_Duncan_Meacher,_Cody_Messick,_Xan_Morice-Atkinson,_Alexander_Pace,_Roberto_De_Pietri,_Brandon_Piotrzkowski,_Soumen_Roy,_Surabhi_Sachdev,_Leo_P._Singer,_Divya_Singh,_Marek_Szczepanczyk,_Daniel_Tang,_Max_Trevor,_Leo_Tsukada,_Ver\'onica_Villa-Ortega,_Linqing_Wen,_Daniel_Wysocki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04545 |
連星中性子星(BNS)と中性子星とブラックホール(NSBH)の合体のマルチメッセンジャー探索は、現在天文学で最も興味深い分野の1つです。重力波(GW)に対応する電磁波とニュートリノの共同探査は、AdvancedLIGO(aLIGO)、AdvancedVirgo(AdVirgo)、およびKAGRAの4回目の観測(O4)によって再開されました。この取り組みをサポートするために、公開された半自動データ製品がほぼリアルタイムで送信され、補完的な観測をガイドするためのローカリゼーションとソースプロパティが含まれています。その後の改良も、利用可能な場合には更新として中継されます。O4に備えて、ソフトウェアインフラストラクチャと科学的成果物の最適化とプロファイリングを行うために、コンパクトバイナリのシミュレートされた母集団とリアルタイムリプレイの形式でのモックデータチャレンジ(MDC)を使用した調査を実施しました。データの取り込み、オンライン検索パイプラインの実行、注釈の実行、天体物理学コミュニティへのアラートの発行など、エンドツーエンドのパフォーマンスがテストされました。このペーパーでは、低遅延インフラストラクチャの概要と、MDCに基づいてO4中にリリースされるデータ製品のパフォーマンスの概要を示します。全帯域幅検索の予備アラート(29.5秒)と早期警告トリガーの作成(-3.1秒)の予想される待ち時間の中央値を報告し、MDCを使用してリリースされたデータ製品の一貫性と正確性を示します。このペーパーでは、O4を想定したMDCを使用したLVK低遅延アラート構造とデータ製品のパフォーマンスの概要を説明します。
10 年間の IceCube スターティング トラック イベントを使用した南天からの宇宙ニュートリノ フラックスの測定
| Title |
Measurement_of_the_Cosmic_Neutrino_Flux_from_the_Southern_Sky_using_10_years_of_IceCube_Starting_Track_Events |
| Authors |
Manuel_Silva,_Sarah_Mancina,_Jesse_Osborn_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04582 |
開始軌道イベントを使用した天体物理学的拡散ニュートリノ束の測定は、IceCubeが主に開始軌道イベントで構成されるデータセットを使用して天体物理学的拡散束を観測し、その後測定した初めてのことです。開始トラックは、優れた角度分解能とエネルギー分解能を兼ね備えています。これにより、大気ニュートリノ速度を低下させる南天の自己拒否効果を利用して、100TeVをはるかに下回るエネルギーまでの天体物理ニュートリノを検出できるようになります。天体物理学的なフラックスを$\phi^{per-flavor}_{Astro}=1.68^{+0.19}_{-0.22}$(100TeVで)および$\gamma_{Astro}=2.58^{+0.10として測定します。}_{-0.09}$は単一のべき乗則磁束を仮定します。天体物理的フラックス90%の感知エネルギー範囲は3TeV～500TeVであり、IceCubeの到達範囲を低エネルギーの天体物理的フラックスに一桁拡張します。このデータセットを使用して銀河面からニュートリノを探索するために実行されたテストの簡単な概要も提供されます。このサンプルでは、銀河面からの放射に関する統計的に有意な証拠は見つかりませんでした。次に、これらの銀河面ニュートリノが等方性拡散束に及ぼす影響をテストしましたが、全体の正規化に対する影響は最大でも10%で、スペクトル指数への影響は無視できました。
SDSS J085414.02+390537.3 -- 新しい非同期極
| Title |
SDSS_J085414.02+390537.3_--_a_new_asynchronous_polar |
| Authors |
A._I._Kolbin,_M._V._Suslikov,_V._Yu._Kochkina,_N._V._Borisov,_A._N._Burenkov,_D._V._Oparin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04597 |
ZTF測光データを用いて、極SDSS~J085414.02+390537.3の非同期性を明らかにした。光度曲線は、心拍周期$P_{beat}=24.6\pm0.1$~daysを示しています。この期間中、システムはその明るさを$\sim3^m$ずつ変化させます。ピリオドグラムは、白色矮星の自転周期$P_{spin}=113.197\pm0.001$~minおよび軌道周期$P_{orb}=113.560\pm0.001$~minでのパワーピークを示しており、対応する極非同期性$1-P_{orb}/P_{スピン}=0.3\%$。極の測光動作は、ビート期間中の主降着極の変化を示します。H$\beta$線のゼーマン分割に基づいて、白色矮星の平均磁場強度の推定値は$B=28.5\pm1.5$~MGであることがわかります。磁極近傍の磁場の強さ$B\約34$~MGをサイクロトロンスペクトルのモデル化により求めた。H$\beta$線のドップラー断層像は、極地に典型的な放出源の分布を示しています。
中性子星低質量X線連星4U 1636-53の反射特性の研究
| Title |
Investigation_into_the_reflection_properties_of_the_neutron_star_low-mass_X-ray_binary_4U_1636-53 |
| Authors |
Ming_Lyu,_Guobao_Zhang,_H._G._Wang,_Federico_Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04691 |
我々は、XMM-NewtonとRossiX線TimingExplorerの6つの同時観測を使用して、中性子星低質量X線連星4U1636-53の分光法を紹介します。私たちは、円盤がコロナまたは中性子星の表面によって照らされたときの特徴を調査するために、さまざまな自己無撞着な反射モデルを適用しました。私たちは、スペクトルがこれら2種類のモデルによく適合し、導出された放射率指数が典型的な値3を下回っていることを発見しました。比較的低い放射率は、中性子星とコロナが拡張照明体として連携している場合に説明できます。ディスクの照射とイオン化を同時に行います。さらに、街灯柱の形状で導出されたイオン化パラメーターは理論的な予測よりも大きくなります。この矛盾は、現実的な状況ではコロナが等方的に放射しないことを示唆している可能性があります。さらに、コロナの高さと円盤放出の正規化の間には傾向がある可能性があることもわかりました。これは、反射放射圧力の変化として、またはジェットベースの状況として理解できます。最後に、中性子星に照らされると円盤のイオン化が少なくなることを発見しました。これは、照明源が円盤の物理的特性に大きな影響を与えることを示しています。
星形成銀河集団における宇宙線熱量測定と、銀河系外 $\gamma$ 線背景への寄与への影響
| Title |
Cosmic_ray_calorimetry_in_star-forming_galaxy_populations_and_implications_for_their_contribution_to_the_extra-galactic_$\gamma$-ray_background |
| Authors |
Ellis_R._Owen,_Albert_K._H._Kong,_Kuo-Chuan_Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04793 |
星形成銀河(SFG)は、銀河系外$\gamma$線背景(EGB)における重要な源集団として確立されています。彼らの集中的な星形成は粒子を加速できる豊富な環境を作り出し、それらが豊富な宇宙線（CR）の海を築きます。GeVエネルギーを超えると、CR陽子は環境とハドロン相互作用を受けて$\gamma$線を生成することができます。SFGはCR陽子「熱量計」として動作でき、CRエネルギーの大部分が$\gamma$線に変換されます。しかし、CRはまた、エネルギーと運動量を蓄積してSFG内のガスの熱的および流体力学的状態を変化させ、流出の強力な推進力となる可能性があります。このような流出は、いくつかのタイプのSFGの間で遍在しており、CRプロトン熱量測定を著しく低下させる可能性があります。これにより、EGBへの貢献が減少します。この研究では、SFGからの流出における粒子輸送の自己一貫した処理を採用して、熱量測定を評価します。私たちは、CRと熱ガス圧力によって引き起こされる銀河流出の1次元数値処理を使用して、CRの力学的な効果と相互作用を説明します。我々は、CR駆動の流れがEGBに対するSFG個体群の相対的な寄与に及ぼす影響を示し、最も強く寄与するSFGの特性を調査します。
IceCube を使用して近くの銀河団と銀河の暗黒物質崩壊を検索
| Title |
Search_for_Dark_Matter_Decay_in_Nearby_Galaxy_Clusters_and_Galaxies_with_IceCube |
| Authors |
Minjin_Jeong,_Carsten_Rott_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04833 |
暗黒物質は標準模型粒子に崩壊し、直接的または間接的にニュートリノを生成する可能性があります。これらの崩壊から生じるニュートリノの束はニュートリノ望遠鏡で検出できる可能性があり、暗黒物質が蓄積すると予想される巨大な天体と関連付けられる可能性がある。IceCubeでの高エネルギー天体物理ニュートリノの最近の観測は、TeVからPeVスケールの暗黒物質の崩壊によって生成された信号を示唆している可能性があります。この分析では、近くの銀河団や銀河の崩壊する暗黒物質からニュートリノを検索します。私たちは、10TeVから1EeVの暗黒物質質量と4つの崩壊チャネルに焦点を当てます:$\nu\bar{\nu}$、$\tau^{+}\tau^{-}$、$W^{+}W^{-}$、$b\bar{b}$。3つの銀河団、7つの矮小銀河、およびアンドロメダ銀河がターゲットとして選択され、同じソースクラス内に積み重ねられます。確立されたIceCubeデータサンプルが使用されており、これには11年間にわたる上昇軌道のようなイベントが含まれています。この寄稿では、分析の暫定結果を紹介します。
外観変化イベント中のNGC 2617の長期多波長モニタリングと残響マッピング
| Title |
Long-term_multiwavelength_monitoring_and_reverberation_mapping_of_NGC_2617_during_a_changing-look_event |
| Authors |
V._L._Oknyansky,_M._S._Brotherton,_S._S._Tsygankov,_A._V._Dodin,_A._M._Tatarnikov,_P._Du,_D._-W._Bao,_M._A._Burlak,1_N._P._Ikonnikova,_V._M._Lipunov,_E._S._Gorbovskoy,_V._G._Metlov,_A._A._Belinski,_N._I._Shatsky,_S._G._Zheltouhov,_N._A._Maslennikova,_N._A._Huseynov,_J._-M._Wang,_S._Zhai,_F._-N._Fang,_Y._-X._Fu,_H._-R._Bai,_D._Kasper,_J._N._McLane,_J._Maithil,_T._E._Zastrocky,_K._A._Olson,_X._Chen,_D._Chelouche,_R.S._Oknyansky,_D._A._H._Buckley,_N._V._Tyurina,_A._S._Kuznetsov,_R._L._Rebolo,_B._-X._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04855 |
我々は、2016年から2022年まで実施され、X線から近赤外までの波長範囲をカバーする、外観の変化するAGNNGC~2617の測光および分光モニタリングキャンペーンの結果を紹介する。施設には、SAIMSU、MASTERGlobalRoboticNet、2.3mWIRO望遠鏡、Swiftなどの望遠鏡が含まれていました。すべての波長で、特に広いバルマー線の強度とプロファイルに大きなばらつきがあることがわかりました。連続変動に対するH-ベータ(H-アルファ)系統の応答の最大6日(最大8日)の時間遅延を測定しました。私たちは、X線の変化がUVおよび光学とよく相関していることを発見しました(波長が長い場合は数日のわずかな時間遅れがあります)。過去3シーズンで、KバンドはBバンドより14±4日遅れましたが、これは2016年と2017～2019年のキャンペーンで以前に報告された遅延よりも大幅に短いです。近赤外の変動は、降着円盤の外側部分と、より遠くにある塵の成分という2つの異なる放出領域から生じます。HKバンドの変動は主に塵によって支配されます。ブロードライン成分のバルマー減少は、紫外線束と逆相関します。Sy1からSy1.8へのオブジェクトのタイプの変化は、約8年間にわたって記録されました。私たちはこれらの変化を、降着速度の変化と視線に沿った塵の回収という2つの要因の組み合わせとして解釈します。
球状星団におけるパルサーの進化に対する力学的な乱れの影響
| Title |
Influences_of_dynamical_disruptions_on_the_evolution_of_pulsars_in_globular_clusters |
| Authors |
Kwangmin_Oh,_C._Y._Hui,_Jongsuk_Hong,_J._Takata,_A._K._H._Kong,_Pak-Hin_Thomas_Tam,_Kwan-Lok_Li,_and_K._S._Cheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04920 |
コアが崩壊した(CCed)球状星団(GC)とコアが崩壊していない(Non-CCed)球状星団(GC)によってホストされるパルサーの物理的特性を比較すると、CCのあるGCのパルサーは、非CCのGCにあるパルサーよりも回転が大幅に遅いことがわかります。。さらに、CC付きGCの1.4GHzでの電波輝度はより高くなります。これらの発見は、GC内の動的相互作用が角運動量伝達プロセスを中断し、リサイクル段階で表面磁場が減衰する可能性があるというシナリオと一致しています。私たちの結果は、CCされたGCでのそのような影響は、コンパクトなバイナリの中断がより頻繁に発生するため、より強力であることを示唆しています。これは、推定破壊率と孤立パルサーの割合の両方がCCedGCで主に高いという観察によってさらに裏付けられます。
基底状態の水素原子のレイリー散乱断面積と位相行列、およびそれらの天体物理学的意味
| Title |
Rayleigh_and_Raman_scattering_cross-sections_and_phase_matrices_of_the_ground-state_hydrogen_atom,_and_their_astrophysical_implications |
| Authors |
Mitsuru_Kokubo_(NAOJ) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04959 |
クラマース・ハイゼンベルグの分散公式に基づいて、基底$1s$状態の水素原子のレイリー散乱断面積とラマン散乱断面積と位相行列の明示的な式を提示します。レイリー散乱では水素原子が基底状態に残りますが、ラマン散乱では水素原子が$ns$($n\geq2$;$s$-branch)または$nd$($n\geq3$;$のいずれかに残ります)d$-branch)励起状態であり、ラマン散乱はライマン共鳴線の周囲に入射する紫外(UV)光子を光赤外(IR)光子に変換します。カラム密度$N_{\text{H}}>10^{21}~\text{cm}^{-2}$の高密度水素ガス中の入射フラットUV連続体のこのラマン波長変換により、バルマー線、パッシェン線、およびより高次の線を中心とした幅広い放出特徴。$\gtrsim1,000~\text{km}~\text{s}^{-1}$の速度幅を持つドップラー拡大水素線を模倣します。それは、活動銀河核、超新星、または速い恒星の風の兆候として誤解される可能性があります。レイリーおよびラマン$s$ブランチ散乱の位相行列はトムソン散乱の位相行列と同一である一方、ラマン$d$ブランチ散乱はより等方性であるため、パッシェンおよび高次ラマンの特徴はトムソン散乱と比較して偏光が解消されることを示します。ラマン$d$ブランチからのフラックスの寄与により、Balmer特徴に影響を及ぼします。我々は、複数の光/IR水素線の線幅、線束比、直線偏光の観察が、ラマン散乱によるブロードな発光特徴とドップラーによるブロードな発光線を区別するために重要であると主張する。
プラス時代の重力波検出器を用いた形成時の連星ブラックホールのスピン傾斜の推定
| Title |
Inferring_spin_tilts_of_binary_black_holes_at_formation_with_plus-era_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Sumeet_Kulkarni,_Nathan_K._Johnson-McDaniel,_Khun_Sang_Phukon,_N._V._Krishnendu,_Anuradha_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05098 |
LIGOやVirgoなどの地上の重力波検出器によって検出される、自転する連星ブラックホール(BBH)合体のスピンの向きは、そのような連星の形成に関する重要な手がかりを提供する可能性があります。ただし、これらのスピンの傾き、つまり各ブラックホールのスピンベクトルと連星の軌道角運動量ベクトルの間の角度は、ブラックホールが大きな分離から合体へと進化するにつれて、歳差運動効果によって変化する可能性があります。したがって、信号を理論上の波形と比較することによって検出器の感知帯域内の周波数で推定される傾きは、バイナリが最初に形成されたときの傾きとは大幅に異なる可能性があります。連星形成時のこれらの傾きは、BBHを時間的に遡って形式的には無限の分離まで進化させることによって、多くのシナリオでよく近似されます。無限分離における傾きを使用すると、母集団プロパティの分析においてすべてのバイナリが同等の立場に置かれます。この論文では、シミュレートされたBBHのパラメータ推定を実行し、合体直前に推定される傾きと、無限分離に戻って展開して得られる傾きとの違いを調査します。我々は、それらの構成が合体に近い方向と無限遠での方向に特に大きな違いを示すように、シミュレートされた観測を選択します。これらの違いは現在の検出では統計ノイズに埋もれている可能性がありますが、将来のプラス時代(A$+$およびVirgo$+$)の検出器では、場合によっては簡単に区別できることを示します。また、さまざまなスピン形態におけるBBHの無限遠での傾きや、上下の不安定性の終点での傾きも考慮します。特に、無限遠での傾きから、上下の不安定性のケース自体を簡単に識別できることがわかります。
ユニークな 2 つ: 連星の大小のブラック ホールと重力波の比較
| Title |
Two_of_a_Kind:_Comparing_big_and_small_black_holes_in_binaries_with_gravitational_waves |
| Authors |
Amanda_M._Farah,_Maya_Fishbach,_Daniel_E._Holz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05102 |
合体する連星ブラックホールの集団をモデル化する場合、分析は通常、連星における一次(つまり、より質量の大きい)ブラックホールの分布を特徴付けることに焦点を当てますが、二次質量の分布には単純化された処方が使用されます。しかし、二次質量分布は、合体する連星ブラックホールの形成履歴に基本的な観測上の制約を与えます。動的形成チャネルで予想されるように、両方のブラックホールが崩壊する前に同様の星の進化プロセスを経験する場合、一次および二次の質量分布は同様の特徴を示すでしょう。それらが異なる進化経路をたどる場合（たとえば、最初に重かった星とそうでない星の間の対称性が崩れる二元相互作用により）、それらの質量分布は異なる可能性があります。二次質量分布を明示的にフィッティングし、一次質量分布と二次質量分布が異なる場合、一次質量分布で以前に特定されたピークが二次質量分布のさらに大きなピークによって駆動される可能性があることを発見しました。あるいは、2つの質量が同じ基礎となる分布から引き出されていると仮定すると、どちらも$31.4_{-2.6}^{+2.3}\,M_{\odot}$にピークを示します。この値は、ピークが周辺一次質量分布にのみ存在すると仮定した場合に得られる値よりも低くシフトされており、この特徴は、脈動ペア不安定性超新星パイルアップからの期待とのさらなる緊張にさらされています。5回目のLIGO-Virgo-KAGRA観測終了までに、データが$>4\sigma$に対して別個の成分質量分布を好むのか、それとも同一の成分質量分布を好むのかを判断できるようになり、合体形成史への重要な手がかりが得られると期待しています。バイナリーブラックホール。
マーチソン広視野配列を使用した LEO 天体の軌道決定のデモンストレーション
| Title |
Demonstration_of_Orbit_Determination_for_LEO_Objects_using_the_Murchison_Widefield_Array |
| Authors |
S._Prabu,_P._Hancock,_X._Xiang,_and_S._J._Tingay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04640 |
地球の軌道上の衛星の数が急速に増加しているため、同時検出を実行できる広視野センサーシステムを使用したスペースドメインアウェアネス(SDA)機能の開発が促進されています。この研究では、マーチソン広視野アレイ(MWA)を商用FM周波数で使用して低軌道天体の予備軌道決定機能を実証します。開発された方法は32回の衛星通過の観測でテストされ、抽出された測定値は最小二乗フィッティング手法を使用してターゲットの軌道決定を実行するために使用されました。ターゲット衛星は高度とレーダー断面積の範囲に及び、高信号対雑音比と低信号対雑音比の両方の検出例を提供します。衛星の推定された軌道要素は、宇宙監視ネットワーク(SSN)によって提供される公的に利用可能なTLEアップデートに対して検証され、予備的な推定値がほぼ一致していることが判明しました。この研究では、決定された軌道要素を使用した再取得のテストに成功し、複数の軌道を軌道決定に使用すると予測が改善されることがわかりました。LEO(範囲1000km未満)の物体の角度位置の不確実性の中央値は、トラックを横切る方向で860m、トラック内方向で780mであることがわかり、これは一般的な不確実性の1kmに匹敵します。公開されているTLE内にあります。したがって、これらの技術は、MWAが世界的なSDAコミュニティに対して貴重な貢献者となり得ることを実証しています。この論文では、MWASDAシステムの理解に基づいて、電波天文学観測に対するFM反射LEO衛星の影響を軽減する方法と、FM反射LEO天体のカタログを維持することがどのようにして両方のSDAにとって最善の利益になるかについても簡単に説明します。そして電波天文学。
4MOST を使用して銀河特性の測定を改良する: 超新星ホストのケーススタディ
| Title |
Using_4MOST_to_refine_the_measurement_of_galaxy_properties:_A_case_study_of_Supernova_hosts |
| Authors |
J._Dumayne,_I._M._Hook,_S._C._Williams,_G._A._Lowes,_D._Head,_A._Fritz,_O._Graur,_B._Holwerda,_A._Humphrey,_A._Milligan,_M._Nicholl,_B._F._Roukema,_P._Wiseman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04863 |
ルービン天文台の10年間にわたる時空遺産調査では、200億近くの銀河が観測される予定です。各銀河の特性を推測できます。年間約10^5$個観測される銀河にはIa型超新星(SNe)が含まれており、SNホスト銀河の特性を大規模に計算できるようになります。SNホスト銀河の特性の測定には2つの主な目的があります。1つ目は、主銀河のタイプと超新星タイプの間には既知の相関関係があり、SNeの分類に役立てることができるということです。第二に、Ia型SNeは、ホスト銀河の特性とSNeのピーク光度との間に相関関係を示し、これは宇宙論における標準化可能なキャンドルとしての使用に影響を及ぼします。我々は、ルービンによる測光を4メートル多天体分光望遠鏡(4MOST)装置による分光で補ったときの、主銀河恒星質量($M_\ast$)測定の改善をシミュレーションを用いて定量化した。0.1<$z$<0.9および18<$r_{AB}$<25の銀河については$M_\ast$の予想される不確実性の形で結果を提供します。22等級以上の明るい銀河については、ルービンと4MOSTデータは、ルービンデータのみと比較して、銀河$M_\ast$の不確かさの測定値を2分の1以上削減します。これは、楕円形およびScタイプのホストに当てはまります。$M_\ast$の不確かさの減少により、「マスステップ」補正の精度が7\%向上することがわかります。私たちは、ホスト銀河の特性に関する測定の改善が、ルービンによって観測されたSNeの測光分類に役立つことを期待しています。
天来円筒パスファインダーアレイの校正とマップ作成エラーのシミュレーション
| Title |
A_simulation_of_calibration_and_map-making_errors_of_the_Tianlai_cylinder_pathfinder_array |
| Authors |
Kaifeng_Yu,_Fengquan_Wu,_Shifan_Zuo,_Jixia_Li,_Shijie_Sun,_Yougang_Wang,_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04931 |
Tianlaiシリンダーアレイは、21cm強度マッピング技術を開発およびテストするためのパスファインダーです。この論文では、数値シミュレーションを使用して、その測定が熱雑音、校正および地図作成プロセスの誤差、およびドリフトスキャン測量から再構成された天空図の誤差によってどのような影響を受けるかを評価します。ここでは、単一周波数、非偏波の場合のみを考慮します。ビームはアンテナの電磁シミュレーションに適合することによってモデル化され、アレイ要素の複素利得の変化はガウス過程によってモデル化されます。模擬可視性データが生成され、データ処理パイプラインを通じて実行されます。現在のキャリブレーションの精度は主に絶対キャリブレーションによって制限されており、誤差は主に単一の支配的な点光源の近似に起因することがわかりました。次に、ムーア・ペンローズ逆関数を利用して$m$モードのマップ作成を研究しました。しきい値より小さい特異値を持つモードを破棄すると、マップ内に目に見えるアーティファクトが生成される可能性があることがわかりました。複素ゲインの残留変動と熱雑音の影響も調査されます。マップ内の熱ノイズは緯度によって変化し、望遠鏡の天頂を通過する緯度で最小になります。再構成されたマップの角度パワースペクトルは、南北方向の最大基線長がより短い現在の天来円筒パスファインダーが$l\lesssim2\pib_{\rmNS}/\までのモードを測定できることを示しています。lambda\sim200$は非常にうまく機能しますが、ノイズが存在すると高次角度モードのかなりの部分が失われます。これらの結果は、現在のアレイ構成とデータ分析手順における主な制限要因を特定するのに役立ち、アレイのフィード位置を再構成することでパフォーマンスを改善できることを示唆しています。
プシビルスキーの星の豊富な放射性テクネチウムが再考される
| Title |
Abundance_of_radioactive_technetium_in_Przybylski's_star_revisited |
| Authors |
S._M._Andrievsky,_S._A._Korotin,_K._Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04479 |
私たちは、プシビルスキー星(HD101065)のスペクトル内で放射性元素テクネチウム(Tc)の線を検索しました。この化学元素の原子核は、熱中性子を捕捉するゆっくりとしたプロセスで形成されます。Tc~Iの可能性のあるラインが高度に混合されています。私たちは、複雑なブレンドの一部でもある4297.06\AA~の1つの共鳴線のプロファイルを合成しましたが、(Ryabcikovaによって最初に指摘されたように)スペクトルには表示されないという結論に達し、疑問を投げかけました。プシビルスキー星の大気中のテクネチウムの存在について。したがって、〜4297.2Aで観察された混合プロファイル（共鳴テクネチウム線4297.06Aを含む可能性がある）に調整された、計算された複合プロファイルに基づいて、テクネチウムの最大存在量を$\log\epsilon$(Tc/H)=2.5。この値は、プシビルスキー星のテクネチウム存在量の上限としてのみ考慮できます。
Qブランチの冷却異常は白色矮星と亜巨星の合体で説明できる
| Title |
The_Q_Branch_Cooling_Anomaly_Can_Be_Explained_by_Mergers_of_White_Dwarfs_and_Subgiant_Stars |
| Authors |
Ken_J._Shen,_Simon_Blouin,_and_Katelyn_Breivik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04559 |
ガイアの絶妙な視差測定により、ヘルツシュプルング・ラッセル図におけるQブランチの発見と特徴付けが可能になりました。Qブランチでは、結晶化中に放出されるエネルギーにより、巨大なC/O白色矮星(WD)が減光を停止します。興味深いことに、Qブランチ上の古い星の割合は、Qブランチスターになる、または過去にQブランチスターだったWDの集団よりも大幅に高くなります。このことから、Chengetal。Qブランチを通過するWDの約6%は、標準的な結晶化中のWDよりもはるかに長い冷却遅延を経験していると推測されます。この冷却異常を説明しようとするこれまでの試みでは、超太陽の初期金属量に関係するメカニズムが援用されてきた。この論文では、標準組成のWDが亜巨星と合体するという新しいシナリオについて説明します。結果として生じる合体残存物の進化は、大量の26Mgの生成につながり、既存の22Neとともに蒸留プロセスを経て、異常な初期存在量を必要とせずにQ分岐の冷却問題を説明するのに十分なエネルギーを放出することができます。したがって、Qブランチ上の古い星の数が異常に多いことは、亜巨星からWDへの物質移動が不安定な合体を引き起こす証拠である可能性があります。
SiRGraFIntegratedToolforColonaldynaMics(SITCoM)は、白色光コロナグラフ画像の放射状勾配をフィルタリングして動的構造を明らかにするために使用されるSimpleRadialGradientFilter(SiRGraF)に基づいています。SITCoMはPythonで開発され、SunPyと統合されており、ユーザーはコマンドpipinstallsitcomを使用してインストールできます。これにより、ユーザーは白色光コロナグラフデータをツールに渡し、必要に応じてさまざまな形式で保存するオプションを備えた放射状フィルター処理された出力を生成できます。高さ-時間プロットを使用してその運動学を導き出し、コロナ質量放出（CME）、流出、プラズマブロブなどの過渡状態を追跡する機能を実装しました。さらに、SITCoMはストリーマ波などの振動や波浪の研究もサポートしています。これは、ユーザー定義の位置(人工スライス)で距離と時間のプロットを作成し、正弦関数をフィッティングして、期間、振幅、減衰時間(存在する場合)などの波の特性を導き出すことによって行われます。フィッティングに使用するデータポイントを手動または自動で選択する機能を提供します。SITCoMは、コロナダイナミクスのいくつかの特性を迅速に分析するツールです。コロナダイナミクスの運動学と振動特性を導き出すためのアプリケーションを含むSITCoMの概要を紹介します。このツールの限界と将来の改善の見通しについて説明します。
M101 の塵っぽい赤色超巨星の祖先とタイプ II SN 2023ixf の局所環境
| Title |
The_dusty_red_supergiant_progenitor_and_the_local_environment_of_the_Type_II_SN_2023ixf_in_M101 |
| Authors |
Ze-Xi_Niu,_Ning-Chen_Sun,_Justyn_R._Maund,_Yu_Zhang,_Rui-Ning_Zhao,_and_Ji-Feng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04677 |
過去10年間で最も接近した超新星(SNe)の1つであるSN2023ixfは、爆発した始原星を調査するための前例のないターゲットです。しかし、報告されている前駆体の特性には依然として重大な不確実性が存在します。この研究では、2つの独立した分析によるSN2023ixfの祖先の詳細な研究を紹介します。私たちはまず、ハッブル宇宙望遠鏡の光学データ、スピッツァーの中赤外(IR)データ、および地上の近赤外データに基づいて、そのスペクトルエネルギー分布(SED)をモデル化しました。我々は、星の脈動と星周消滅がSEDフィッティングに大きな影響を与えることを発見し、その結果は、初期質量が16.2～17.4MsunのC豊富な塵に囲まれた比較的大質量の赤色超巨星（RSG）であることを示唆している。対応する質量損失率の推定値は1e-5Msun/年です。我々はまた、解明された恒星集団に基づいてSN環境の星形成履歴を導き出し、最も最近の星形成期は、我々のSEDフィッティングからの質量と一致して、17～19Msunの祖先の初期質量に対応する。したがって、SN2023ixfの前駆体は、II型SN前駆体の高質量端に近いと結論付けます。
太陽圏を通したCMEの伝播: 観測とモデル開発の現状と将来
| Title |
CME_Propagation_Through_the_Heliosphere:_Status_and_Future_of_Observations_and_Model_Development |
| Authors |
M._Temmer,_C._Scolini,_I._G._Richardson,_S._G._Heinemann,_E._Paouris,_A._Vourlidas,_M._M._Bisi,_and_writing_teams:_N._Al-Haddad,_T._Amerstorfer,_L._Barnard,_D._Buresova,_S._J._Hofmeister,_K._Iwai,_B._V._Jackson,_R._Jarolim,_L._K._Jian,_J._A._Linker,_N._Lugaz,_P._K._Manoharan,_M._L._Mays,_W._Mishra,_M._J._Owens,_E._Palmerio,_B._Perri,_J._Pomoell,_R._F._Pinto,_E._Samara,_T._Singh,_D._Sur,_C._Verbeke,_A._M._Veronig,_B._Zhuang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04851 |
ISWATクラスターH1+H2は、惑星間空間とその特徴、特に地球に影響を与える大規模な共回転構造や過渡構造に焦点を当てています。SIRは、大規模な開いたコロナ磁場から発生する高速太陽風と、閉じた磁場から発生する遅い太陽風との相互作用によって生成され、圧縮されたプラズマと磁場の領域であり、その後に約100メートルで繰り返される高速の流れが続きます。太陽の自転周期は27日。下部コロナ磁場の短期的な再構成はフレア放射を生成し、CMEの形で大量の磁化プラズマと粒子を惑星間空間に加速するエネルギーを提供します。これらの現象間の動的な相互作用は、さまざまな時間的および空間的スケールで惑星間空間の構成を変化させ、それが個々の構造の伝播に影響を与えます。太陽風をモデル化するために多大な努力が払われてきましたが、観測から推定されるパラメータの不確実性がかなり大きいことから生じる限界について概説します。これにより、地球に影響を与える構造の信頼できる予測が困難になります。さらに、周期25で太陽活動が活発化するにつれて惑星間空間の複雑さが増しているため、これらのモデルに課題が生じる可能性があります。観測とモデリングの専門知識を組み合わせることで、これらのさまざまな現象と根底にある物理プロセスとの関係についての知識が広がり、モデルと科学的理解が改善され、より信頼性の高い宇宙天気予報が可能になります。この文書では、近年達成された取り組みと進歩を要約し、未解決の疑問を特定し、今後5～10年の見通しを示しています。これは、Schrijver+(2015)による既存のCOSPARロードマップを更新するための基礎として機能するだけでなく、ピアユーザーや次世代の宇宙気象科学者に有用で実践的なガイドを提供します。
ASSESS プロジェクトの紹介: 進化した大質量星における一時的な質量損失 -- 爆発的な初期宇宙を理解する鍵
| Title |
Introducing_the_ASSESS_project:_Episodic_Mass_Loss_in_Evolved_Massive_Stars_--_Key_to_Understanding_the_Explosive_Early_Universe |
| Authors |
A._Z._Bonanos,_G._Maravelias,_M._Yang,_F._Tramper,_S._de_Wit,_E._Zapartas,_K._Antoniadis,_E._Christodoulou,_G._Munoz-Sanchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04891 |
一時的な質量減少は理論的には理解されておらず、天文学の多くの分野に広範な影響を与える星の進化の最先端のモデルでも説明されていません。我々は、ERCが資金提供したASSESSプロジェクト（2018～2024年）を紹介する。このプロジェクトは、進化した大質量星の最初の大規模な多波長調査を実施することにより、一時的な質量減少が最も大質量な星の進化における主要なプロセスであるかどうかを判断することを目的としている。近くの宇宙。それは、質量を失った星が塵を形成し、中赤外線で明るいという事実にかかっています。私たちは、$\sim$25近くの銀河にある$\sim$1000の塵を含んだ進化した大質量星の物理パラメータを導き出し、進化モデルを制約する放出質量の量を推定し、一時的な質量損失の期間と頻度を関数として定量化することを目指しています。金属性の。このアプローチには、機械学習アルゴリズムを適用して、近くの銀河の既存のマルチバンド測光から塵の多い明るいターゲットを選択することが含まれます。ターゲット選択のための機械学習方法論やこれまでの分光観測結果など、プロジェクトの最初の成果を紹介します。一時的な質量減少が遍在するという新たな傾向が確認されれば、爆発的な初期宇宙を理解する鍵となり、低金属度の星、再電離、銀河の化学進化に重大な影響を与えるだろう。
多極磁場における太陽爆発開始の基本メカニズム
| Title |
A_fundamental_mechanism_of_solar_eruption_initiation_in_multipolar_magnetic_field |
| Authors |
Xinkai_Bian,_Chaowei_Jiang,_Xueshang_Feng,_Pingbing_Zuo,_Yi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04924 |
最近、我々は太陽噴火開始の基本的なメカニズムを確立した。このメカニズムでは、光球のせん断運動によってコア磁場内にゆっくりと形成される電流シート（CS）の磁気再接続を通じて双極場から噴火を引き起こすことができる。ここでは、さまざまな光球磁束分布を使用した一連の完全3DMHDシミュレーションを使用して、この基本メカニズムをコア磁場の上にヌル点を含む四極磁場に拡張しました。これは、古典的なブレークアウトモデルの基本構成です。一般に信じられているように、このような多極構成では、ヌル点から始まるCSで引き起こされる再接続（すなわち、ブレイクアウト再接続）が、ブレイクアウト再接続と爆発の拡大の間に正のフィードバックループを確立することにより、噴火の開始において重要な役割を果たします。コアフィールド。しかし、我々のシミュレーションでは、このような多極構成における噴火開始の鍵は、素早いブレークアウト再接続の開始ではなく、せん断された炉心内でのゆっくりとCSが形成されることに依然としてあることを示した。ブレークアウト再接続は、コアフィールドをより速く拡大させることによってコアCSの形成を助けるだけですが、コアCSが形成されるかなり前に底面駆動が停止された場合、たとえ高速リコネクションがすでに開始されていたとしても、噴火は発生しません。ブレイクアウトCS。この研究により、ブレークアウト再接続の役割が明らかになり、多極磁場における噴火開始の鍵となるコアCSの形成が確認されました。
塊状降着モデルにおける FUOR フレアの 3 次元 SPH シミュレーション
| Title |
3-D_SPH_simulations_of_the_FUOR_flares_in_the_clumpy_accretion_model |
| Authors |
Tatiana_V._Demidova_and_Vladimir_P._Grinin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04936 |
FUOR爆発の起源に関する初期の仮説の1つは、原始星雲の残骸からのガス塊が若い星を囲む原始惑星系円盤に落下することによって説明されています(HartmannandKenyon1985)。このような事象の影響を計算するために、SPH法による3D流体力学シミュレーションを作成します。星の近くの円盤上への塊の落下が実際に星の降着活動のバーストを引き起こし、その特徴が既知のFUORのフレアに似ていることが示されている。入射領域では、外側ディスクに対して傾斜した不均一なガスリングが形成されます。星の周りを数回回転する間に、このリングは内側の円盤と結合して、傾斜した円盤を形成します。進化の過程で、内側の円盤は膨張し、外側の円盤に対する傾きは減少します。100回転後の傾斜角は数度になります。この結果は、内側領域が外側領域に対して傾いている原始惑星系円盤の近年の発見と関連して興味深いものである。このような構造は、通常、軌道が円盤面に対して傾いている質量体（惑星または褐色矮星）の星付近に存在することに関連しています。私たちのモデリングの結果は、この現象の別の説明の可能性を示しています。
GTCで観測された4つの $r$ 過程増強星の化学力学解析
| Title |
Chemodynamic_analysis_of_four_$r$-process_enhanced_stars_observed_with_GTC |
| Authors |
Pallavi_Saraf_(IIA),_Thirupathi_Sivarani_(IIA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05097 |
ここでは、10m級望遠鏡GTCのHORuS分光器で観測された4つの$r$プロセス強化金属欠乏星の包括的な存在量分析について概説する。$R\約25000$のスペクトル分解能での高い信号対雑音比により、2つの星で16個の光と20個の中性子捕獲元素、およびThを検出することができました。私たちの番組のスターのうち4人は、自分たちの雰囲気に混ざり合っている兆候を示しています。文献ですでに同定されている$r$プロセスに富む星と合わせて4つの$r$プロセス強化星の詳細な存在量分析を通じて、中性子捕獲元素の生成サイトを探ります。金属量の関数としての[Zr/Eu]比は、$r$プロセスの生成に複数のチャネルがある証拠を示しています。トリウムと第1および第2$r$プロセスのピーク元素の比も、中性子捕獲元素の同様の非普遍性を裏付けている。$r$プロセスで強化された星のサンプルを増やすことで、中性子捕獲元素のさまざまな形成チャネルを理解できるようになります。運動学的分析を使用して、プログラムのスターのうち2人の降着の手がかりを見つけました。
マキアン重力の側面 (I): マッハの原理の数学的定式化
アインシュタインは、マッハ原理を数学的に組み込むことを目的として、一般相対性理論(GR)を定式化しました。初期の期待にもかかわらず、GRがマッハの提案に従わないことが明らかになりました。それにもかかわらず、さまざまな観測結果が正確に説明されたため、アインシュタインはマッハ原理を定式化するさらなる試みを控えました。時間が経つにつれて、複数の研究者がマキアンの慣性モデルに沿った重力理論の開発を試みました。ただし、これらの理論にはそれぞれ独自の長所と短所がありました。この論文は、マッハの原理を完全に取り入れた新しい重力理論を提示します。マキアン重力(MG)と呼ばれるこの計量ベースの理論は、すべての保存法則の遵守を保証する動作原理から導き出すことができます。この理論は、銀河の回転曲線の正確な説明を提供することでその有効性を実証しています。さらに、暗黒物質に頼ることなく、銀河団内の動的質量と測光質量の間の不一致を効果的に解決します。また、暗黒物質や暗黒エネルギーを必要とせずに、宇宙の膨張の歴史に対する解決策も提示します。その結果、MGは標準的な重力理論に対する実行可能かつ説得力のある代替案を提示します。
ソフト曲率摂動に対する量子補正のキャンセル
私たちは、宇宙論的なソフト定理の観点から、単一クロックインフレーションを超えたサブホライズン物理学からのスーパーホライズン曲率摂動に対する量子補正のキャンセルを研究します。例として、過渡的な超低速ロールインフレーションシナリオに焦点を当て、動作における非自明な表面項を考慮して、曲率摂動のパワースペクトルに対する1ループ量子補正を計算します。マルダセナの整合性関係が満たされており、ショートスケールモードからの寄与のキャンセルが保証されていることがわかります。当然の結果として、文献における最近の主張とは対照的に、単一フィールドのインフレーションシナリオにおける原始ブラックホールの生成は、急激な遷移のケースであっても摂動論のブレイクダウンによって除外されません。また、in-in形式におけるオタマジャクシ図と確率的$\deltaN$形式における経過時間の変化との関係についても解説します。私たちの議論はテンソル摂動に対して直接一般化できないことがわかりました。
カー・ニューマンと電磁加速
荷電暗黒物質に関するこれまでの議論では、PBHスピンは無視され、ライスナー・ノルドストローム計量が採用されていました。Natureでは、PBHが技術的により困難なカー・ニューマン測定法の使用を必要とするスピンを備えていると予想されます。K-N計量を使用すると、R-N計量を使用してすでに得られた主要な特性が保持されることが示され、特にクーロン反発の優位性には超極限性と裸の特異点の存在が必要です。この意味で、PBHのスピンは本質的な複雑さではありません。
マルチクラスディープ SVDD: 異なるインライア カテゴリを使用した天文学における異常検出アプローチ
| Title |
Multi-Class_Deep_SVDD:_Anomaly_Detection_Approach_in_Astronomy_with_Distinct_Inlier_Categories |
| Authors |
P\'erez-Carrasco_Manuel,_Cabrera-Vives_Guillermo,_Hern\'andez-Garc\'ia_Lorena,_Forster_Francisco,_S\'anchez-S\'aez_Paula,_Mu\~noz_Arancibia_Alejandra,_Astorga_Nicol\'as,_Bauer_Franz,_Bayo_Amelia,_C\'adiz-Leyton_Martina,_Catelan_Marcio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05011 |
最新の測量望遠鏡によって生成される天文データの量が増加するにつれて、自動パイプラインと機械学習技術がこれらのデータセットを分析して知識を抽出するために重要になっています。異常検出、つまりデータ内の不規則または予期しないパターンを特定するタスクは、天文学における複雑な課題です。このペーパーでは、最先端の異常検出アルゴリズムOne-ClassDeepSVDDの拡張機能であるMulti-ClassDeepSupportVectorDatadescription(MCDSVDD)を提案します。特に、異なるデータ分布を持つさまざまなインライアカテゴリを処理するように設計されています。MCDSVDDはニューラルネットワークを使用してデータを超球にマッピングします。各超球は特定のインライアカテゴリを表します。これらの超球の中心から各サンプルの距離によって、異常スコアが決まります。我々は、ZwickyTransientFacilityから得られた天文光線曲線の大規模なデータセットに対するいくつかの異常検出アルゴリズムとそのパフォーマンスを比較することにより、MCDSVDDの有効性を評価します。私たちの結果は、さまざまなインライアカテゴリの存在を活用しながら、異常なソースを検出する際のMCDSVDDの有効性を示しています。結果を再現するために必要なコードとデータは、https://github.com/mperezcarrasco/AnomalyALeRCEで公開されています。
二体反ミュオン崩壊における非相対論的ボソンの探索
私たちは、ゆっくりと運動する中性ボソン$Xの存在について、崩壊$\mu^{+}\!\!\rightarrow\!e^{+}X^{0}$に違反する荷電レプトンフレーバーを探索する実現可能性を実証します。^{0}$は大きな構造に重力結合を受けることができるため、いくつかの宇宙論的シナリオに参加することができます。TRIUMFのビームラインM20から表面反ミュオンに短時間曝露すると、$\lesssim10^{-5}$の分岐比制限が生成されます。これは、崩壊の運動学的限界に非常に近い$X^{0}$位相空間のこれまで探索されていない領域ではあるものの、このチャネルの以前の探索と同等かそれより優れています。カスタマイズされたｐ型点接触ゲルマニウム検出器を使用する方法の将来の改善された感度について説明する。
